Veränderliche Sterne

Als veränderliche Sterne bezeichnet man Sterne, die in regelmäßigen oder unregelmäßigen Abständen ihre Helligkeit ändern. Dies kann verschiedene Ursachen haben. Es gibt folgende Hauptklassen von veränderlichen Sternen:

• Bedeckungsveränderliche
• Rotationsveränderliche
• Pulsierende Veränderliche
• Eruptive Veränderliche
• Kataklysmische Veränderliche

Bedeckungsveränderliche

Eine Klasse von veränderlichen Sternen. Hier umkreisen zwei Sterne einander, wobei wir dieses Sternsystem von der Erde aus nur als einen Stern sehen. Dabei sehen wir auf die Kante der Bahnebene dieses Sternsystems, so daß sich die Sterne bei ihrem Umlauf gegenseitig bedecken. Bedeckt ein Stern den anderen, kommt es zu einer gewissen Helligkeitsverringerung. Hauptvertreter ist der Stern Beta oder Algol im Sternbild Perseus. Man spricht daher auch Beta-Perseiden.

Algolsterne

Die Minima in der Lichtkurve treten periodisch auf und die Leuchtkraft der Sterne bleibt während der Bedeckung gleich.

Beta-Lyrae Sterne

Die Leuchtkraft der Sterne schwankt, was dadurch zustande kommt, daß die Sterne sehr eng umeinander kreisen und durch ihre gegenseitigen Anziehungen leicht verformt werden.

W-Ursae-Majoris Sterne

Die Oberflächen beider Sterne haben einen direkten Kontakt miteinander. So können sie gegenseitig Materie austauschen, z. B. über eine sogenannte Akkretionsscheibe.

Rotationsveränderliche

Diese Sterne verändern ihre Helligkeit während sie sich um ihre eigene Achse drehen. Gründe dafür sind z. B. daß die Oberfläche des Sterns unterschiedlich hell ist, z. B. durch dunkle Flecken ähnlich den Sonnenflecken, oder das zwei Sterne sich so nahe umkreisen, daß ihre Formen sich durch ihre gegenseitigen Anziehungen ständig verändern.

Pulsierende Veränderliche

Pulsierende Sterne blähen sich in gewissen Abständen auf und ziehen sich wieder zusammen. Dies sind Sterne, die sich nicht mehr im Gleichgewicht befinden. Bei einem stabilen Stern (Hauptreihenstern) besteht ein Gleichgewicht zwischen Schwerkraft, die den Stern zusammenziehen will, und dem Strahlungsdruck, der den Stern auseinandertreiben will.

Bei einem pulsierenden Stern ist dieses Gleichgewicht gestört. Verantwortlich für die Pulsation eines Sterns ist der sogenannte Kappa-Effekt. Kappa (κ) ist die sogenannte Opazität, womit die Lichtundurchlässigkeit der Materie im Stern gemeint ist. Die Materie in einem Stern, meist Wasserstoff und Helium, existiert in Form von Plasma, d. h. die meisten Atome haben aufgrund der hohen Temperaturen ihre Elektronen verloren (sie sind ionisiert) und die Elektronen bewegen sich frei. Je mehr Elektronen frei sind, desto größer wird die Opazität, da die Strahlung an den Elektronen gestreut wird. Haben alle Atome ihre Elektronen verloren, kann die Anzahl der Elektronen und damit die Opazität bei einer Erhöhung der Temperatur nicht mehr zunehmen.

Eine Grundvoraussetzung für das Funktionieren des Kappa-Effektes ist, daß die Opazität mit der Temperatur zunehmen kann. Dies ist dann der Fall, wenn noch nicht alle Atome ihre Elektronen verloren haben (ionisiert sind). Es muß im Stern also zumindest eine Schicht geben, die diese Eigenschaft besitzt, also noch nicht vollständig ionisiert ist.

Wird nun eine solche noch nicht vollständig ionisierte Materieschicht weiter erhitzt, z. B. durch Kompression, wenn sich ein Stern an seinem Lebensende beginnt zusammenzuziehen, dann nimmt in dieser Schicht der Druck, die Temperatur und damit die Opazität zu. Da die Opazität nun höher ist, kann nicht mehr soviel Strahlung nach außen gelangen wie vorher, der Strahlungsdruck nimmt daher von innen zu. Durch den höheren Strahlungsdruck dehnt sich die Materie und damit der Stern langsam aus. Diese Ausdehnung erfolgt über dem Gleichgewichtszustand des Sterns hinaus. Bei der Ausdehnung kühlt sich die Materie langsam ab, Druck und Temperatur sowie Opazität nehmen langsam ab, und die Strahlung kann besser nach außen entweichen. Der Strahlungsdruck nimmt ab, so daß die Schwerkraft überwiegt, die Materie und damit der Stern beginnt sich wieder zusammenzuziehen. Die Materie wird komprimiert, erhitzt sich wieder und der Zyklus startet erneut.

Im Hertzsprung-Russell Diagramm befinden sich pulsierende Sterne im Bereich des Instabilitätsstreifens, den sie mehrfach kreuzen.

Ein Beispiel für einen pulsierenden Stern ist Mira im Sternbild Walfisch. Er hat eine Lichtwechselperiode von 331 Tagen, in welcher er seine Helligkeit um 8 Größenklassen ändert. Im Minimum ist er so schwach, daß er gar nicht mehr mit dem bloßem Auge zu sehen ist.

Delta Cepheiden

Hauptvertreter ist der Stern Delta Cephei. Cepheiden haben die Eigenschaft, daß man aus der Dauer ihrer Lichtwechselperiode auf ihre wahre Helligkeit schließen kann. Je länger ihre Periode ist, desto heller leuchten sie. Diese sogenannte Perioden-Leuchtkraft Beziehung wurde im Jahr 1912 von Henrietta Swan Leavitt entdeckt. Sie lautet:

M = -2,81 * log(p) - 1,43

p ist die Periode des Cepheiden in Tagen.

Kennt man also die Periode eines Cepheiden, kann man mit Hilfe der Perioden-Leuchtkraft Beziehung seine wahre oder absolute Helligkeit berechnen. Mißt man die scheinbare Helligkeit dieses Cepheiden, läßt sich daraus seine Entfernung bestimmen. Daher werden diese Sterne gerne als Standardkerzen bezeichnet, da sie oft zur Entfernungsbestimmung von Galaxien benutzt werden.

Delta-Scuti Sterne

Hauptvertreter ist der Stern Delta Scuti im Sternbild Schild. Es handelt sich um Sterne der Spektralklassen A und F, die im Hertzsprung-Russell Diagramm zwischen der Hauptreihe und dem Bereich der Unterriesen liegen. Ihre Lichtwechselperioden liegen zwischen 0,03 und 0,2 Tagen und die Helligkeitsänderungen zwischen 0,003 und 0,1 mag.

Mira Sterne

Hauptvertreter ist der Stern Mira im Sternbild Walfisch. Es sind langperiodisch pulsierende rote Riesen der Spektralklasse M. Sie verändern ihre Helligkeit im Bereich zwischen 2 und 11 mag und in einem Rythmus von 80 bis Tagen bis zu mehreren Jahren. Die Lichtkurve zeigt leichte Änderungen zwischen den einzelnen Zyklen.

RR-Lyrae Sterne

RR-Lyrae Sterne haben Lichtwechselperioden zwischen 0,2 und 1,2 Tagen und absolute Helligkeiten zwischen +0.5^M und +1.0^M.

RR-Lyrae Sterne sind pulsierende Riesensterne, die im Hertzsprung-Russell Diagramm mehrfach den Instabilitätsstreifen kreuzen. Da sie sehr oft in Kugelsternhaufen vorkommen, werden sie auch Haufenveränderliche genannt. Ihre wahre Leuchtkraft oder absolute Helligkeit hängt von der Lichtwechselperiode ab und läßt sich aus dieser errechnen. Damit lassen sich auch diese Sterne zur Entfernungsbestimmung nutzen, z. B. von Kugelsternhaufen.

RV-Tauri Sterne

RV-Tauri Sterne sind pulsierende Riesenstern der Spektralklassen F und G. Die Minima sind abwechselnd tief und weniger tief ausgeprägt. Die Abstände von einem tiefen Minima bis zum nächsten liegt zwischen 30 und 150 Tagen, wobei die Helligkeitsschwankungen bis zu 4 mag betragen können. Im Minimum haben diese Sterne die Spektralklasse K oder M.

Eruptive Veränderliche

Diese Sterne steigern ihre Helligkeit in unregelmäßigen Abständen sehr stark in Form von Ausbrüchen, die auch Flares genannt werden.

UV-Ceti Sterne (Flaresterne)

Hauptvertreter ist der Stern UV-Ceti im Sternbild Walfisch. Hier handelt es sich um rote Zwergsterne, die in unregelmäßigen Abständen ihre Helligkeit plötzlich deutlich erhöhen. Man nennt sie daher auch Flare- oder Flackersterne.

R-Coronae-Borealis Sterne

Hauptvertreter ist der Stern R Coronae Borealis im Sternbild nördliche Krone. Bei diesen Sternen geht die Helligkeit in unregelmäßigen Abständen stark zurück.

Es handelt sich um gelbe Riesen der Spektralklassen F und G, die viel Kohlenstoff enthalten. Über die Ursache der starken Helligkeitsabfälle gibt es nur Vermutungen. Wahrscheinlich kommen sie dadurch zustande, daß der Stern zeitweise Wolken aus Ruß abstößt, welche zu Staub kondensieren und so das Licht des Sterns stark abschwächen. Nach einiger Zeit breiten sich diese Wolken weiter aus, der Staub wird dünner und die Lichtabschwächung geringer.

T-Tauri Sterne

Hauptvertreter ist der Stern T-Tauri im Sternbild Stier. Hier handelt es sich um sehr junge Sterne mit Massen zwischen 0,08 und 3 Sonnenmassen, die sich noch im Innern von großen Gaswolken befinden und im Hertzsprung-Russell Diagramm noch nicht auf der Hauptreihe liegen, sondern etwas oberhalb davon. Bei diesen jungen Sternen hat die Fusion von Wasserstoff in Helium noch nicht richtig eingesetzt. Sie sind daher noch nicht stabil und es kommt zeitweilig zu starken Helligkeitsausbrüchen.

Leuchtkräftige blaue veränderliche Sterne

Hauptvertreter ist der Stern S Doradus in der großen Magellanschen Wolke. Man bezeichnet diese Sterne auch mit der Abkürzung LBV, was aus dem englischen kommt und "luminous blue variable" bedeutet.

Die leuchtkräftigen blauen veränderlichen Sterne sind die massivsten Sterne die wir kennen. Sie gehören zu den Hyperriesen. Ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen 30.000 und 50.000 Grad C. Sie gehören zur Spektralklasse O und leuchten daher deutlich bläulich. Diese Riesensterne sind innerlich nicht mehr richtig stabil. Sie pulsieren und stoßen dabei einen Teil ihrer äußeren Hülle in den Raum ab, der diese Sterne als Gaswolke umgibt. Ihr kurzes Leben dauert nur wenige Millionen Jahre.

Die Phase als leuchtkräftiger blauer veränderlicher Stern dauert nicht länger als einige 10.000 Jahre. Am Ende ihres kurzen Lebens explodieren diese Hyperriesen als gewaltige Supernova, wobei vermutlich ein schwarzes Loch zurückbleibt.

Wolf-Rayet Sterne

Dies sind sehr massereiche Sterne zwischen 10 und 250 Sonnenmassen, die auf das Ende ihres Lebens zugehen. Sie wurden nach dem französischen Astronomen Charles Wolf (1827-1918) sowie Georges Rayet (1839-1906) benannt.

Wolf-Rayet Sterne haben sehr starke Sternenwinde und verlieren dadurch viel Materie. In 10.000 Jahren können sie so bis zu 1 Sonnenmasse verlieren. Dadurch kommt es bei ihnen zu Helligkeitsausbrüchen.

Kataklysmische Veränderliche

Bei diesen Sternen kommt es zu starken Helligkeitsausbrüchen, die durch thermonukleare Reaktionen verursacht werden.

Novae

Novae sind sehr starke Helligkeitsausbrüche, die aus Doppelsternsystemen stammen, bei dem ein Stern ein weißer Zwerg ist, der Materie von seinem Partner aufsaugt. Beim Auftreffen der Materie auf den weißen Zwerg wird diese stark erhitzt und es setzt explosionsartig Kernfusion von Wasserstoff in Helium ein. Dies ist der Unterschied zu einer Supernovae, wo ein Stern explodiert.

Namensvergabe veränderlicher Sterne

Veränderliche Sterne werden mit Großbuchstaben bezeichnet. Der erste veränderliche Stern in einem Sternbild bekommt den Buchstaben R, der zweite S usw.

Später wurde dieses System, mit dem man lediglich 9 Sterne bezeichnen konnte, mit Doppelbuchstaben erweitert. Es wurde mit RR bis RZ weitergemacht, dann SS bis SZ, TT bis TZ usw. bis ZZ. ZZ wäre der 54. veränderliche Stern in einem Sternbild.

Heutzutage, wo durch moderne Techniken oft hunderte von veränderlichen Sternen in einem Sternbild (!) bekannt geworden sind, reicht das nicht mehr und so wird weitergemacht von AA bis AZ, BB bis BZ, CC bis CZ usw. Die Buchstabenfolge JJ bis JZ wird ausgelassen. Das ganze geht bis QZ. QZ wäre der 334. veränderliche Stern in einem Sternbild. Danach wird mit V335, V336, V337 usw. weitergemacht.

Bezeichnungen veränderlicher Sterne
R, S, T, U, V, W, X, Y, Z
RR, RS, RT, RU, RV, RW, RX, RY, RZ
SS, ST, SU, SV, SW, SX, SY, SZ
TT, TU, TV, TW, TX, TY, TZ
UU, UV, UW, UX, UY, UZ
VV, VW, VX, VY, VZ
WW, WX, WY, WZ
XX, XY, XZ
YY, YZ
ZZ
AA, AB, AC, AD, AE, AF, AG, AH, AI, AJ, AK, AL, AM, AN, AO, AP, AQ, AR, AS, AT, AU, AV, AW, AX, AY, AZ
BB, BC, BD, BE, BF, BG, BH, BI, BJ, BK, BL, BM, BN, BO, BP, BQ, BR, BS, BT, BU, BV, BW, BX, BY, BZ
CC, CD, CE, CF, CG, CH, CI, CJ, CK, CL, CM, CN, CO, CP, CQ, CR, CS, CT, CU, CV, CW, CX, CY, CZ
DD, DE, DF, DG, DH, DI, DJ, DK, DL, DM, DN, DO, DP, DQ, DR, DS, DT, DU, DV, DW, DX, DY, DZ
EE, EF, EG, EH, EI, EJ, EK, EL, EM, EN, EO, EP, EQ, ER, ES, ET, EU, EV, EW, EX, EY, EZ
FF, FG, FH, FI, FJ, FK, FL, FM, FN, FO, FP, FQ, FR, FS, FT, FU, FV, FW, FX, FY, FZ
GG, GH, GI, GJ, GK, GL, GM, GN, GO, GP, GQ, GR, GS, GT, GU, GV, GW, GX, GY, GZ
HH, HI, HJ, HK, HL, HM, HN, HO, HP, HQ, HR, HS, HT, HU, HV, HW, HX, HY, HZ
II, IJ, IK, IL, IM, IN, IO, IP, IQ, IR, IS, IT, IU, IV, IW, IX, IY, IZ
KK, KL, KM, KN, KO, KP, KQ, KR, KS, KT, KU, KV, KW, KX, KY, KZ
LL, LM, LN, LO, LP, LQ, LR, LS, LT, LU, LV, LW, LX, LY, LZ
MM, MN, MO, MP, MQ, MR, MS, MT, MU, MV, MW, MX, MY, MZ
NN, NO, NP, NQ, NR, NS, NT, NU, NV, NW, NX, NY, NZ
OO, OP, OQ, OR, OS, OT, OU, OV, OW, OX, OY, OZ
PP, PQ, PR, PS, PT, PU, PV, PW, PX, PY, PZ
QQ, QR, QS, QT, QU, QV, QW, QX, QY, QZ
V335, V336, V337, V338, V339, V340...